旋转磁化中子星的三种盘振荡模

具有磁化吸积盘的旋转黑洞的演化

Evolution of a Rotating Black Hole with a Magnetized Accretion Disk

利用一个简化的黑洞-吸积盘系统讨论了吸积盘对Blandford-Znajek过程和黑洞演化的影响，其中假设吸积盘上的强磁场控制吸积速率.给出了黑洞的质量和角动量的演化公式，并通过数值计算进行了讨论。

磁化中子星的极化X射线辐射：强场真空极化的特征

Polarized X-Ray Emission from Magnetized Neutron Stars: Signature of Strong-Field Vacuum Polarization

在强磁化中子星的大气等离子体中，真空极化可以引起类似Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein的共振，通过这种共振，X射线光子可以（取决于其能量）从一种模式转换到另一种模式，从而显著改变不透明度和极化。我们表明，这种真空共振效应在中子星的表面发射中产生了独特的与能量相关的极化特征。对中子星极化X射线的探测可以提供强场量子电动力学的直接探测，并可以约束中子星的磁场和几何形状。

磁化中子星包层的多维热结构

Multidimensional thermal structure of magnetized neutron star envelopes

最近发射的x射线望远镜已经发现了几颗孤立的中子星。来自这些天体的热辐射可能会限制我们对核物理学的理解，而这一领域是陆地实验无法达到的。为了将观测到的来自中子星的通量转化为约束条件，需要精确计算通过中子星的薄绝缘包层的热传递。我们描述了磁场高达10^{14} G的中子星包层的热结构模型。与以前的工作不同，我们推断的包络模型在两个维度的属性，并精确地占电子相空间的量子化。偶极和均匀磁化的信封被认为是。

磁化中子星的快速冷却

Rapid cooling of magnetized neutron stars

用相对论Dirac-Hartree方法计算了磁场存在下中子星中由直接URCA过程产生的中微子发射率。在夸克或超子物质环境中，核子直接URCA过程的发射率相对于纯核物质的发射率被抑制。在所有研究的情况下，磁场增强发射率相比，无场的情况下。

磁化中子星的表面温度

Surface Temperature of Magnetized Neutron Stars

我们表明，预期的不均匀的温度分布诱导在表面的中子星的磁化信封中的热输运的各向异性，使我们能够很好地理解所观察到的脉冲轮廓的四个附近的中子星的表面热发射已被检测到。然而，由于引力透镜，偶极磁场是不够的，所观察到的高脉冲分数迫使我们包括一个四极组件。

自引力磁化中子源的动力学

Dynamics of a self-gravitating magnetized neutron source

利用前人研究[2]中得到的磁化中子气体的状态方程，研究了存在磁场时自引力中子气体的动力学。我们工作在一个由卡斯纳度规表征的比安奇I时空中，这个度规允许我们考虑引入磁场的各向异性。这种气体的爱因斯坦-麦克斯韦场方程组成为四维相空间中的动力学系统。我们得到了系统的数值解。特别地，对于不同的初始条件，存在唯一的点样解。物理上，这个奇异解可能与中子星内中子物质局部体积的坍缩有关。

磁化中子星中的中子星长期冷却-焦耳加热

Neutron star long term cooling - Joule heating in magnetized neutron stars

本文对强磁场（B > 1 e13高斯）作用下中子星的冷却过程进行了二维数值模拟。研究了磁场衰减对冷却曲线的影响。我们表明，焦耳热效应是非常大的，在某些情况下控制的热演化。我们描述了由磁场引起的温度各向异性，并预测了孤立中子星演化早期和晚期的表面温度分布，将我们的结果与孤立中子星的观测数据进行了比较。

高磁化中子星大气中氦原子的辐射跃迁

Radiative transitions of the helium atom in highly magnetized neutron star atmospheres

最近对热辐射孤立中子星的观测揭示了可以解释为磁化中子星大气中He辐射跃迁的光谱特征。用Hartree-Fock方法计算了He原子在10^12 G ~ 10^14 G的强磁场中的光电离截面.给出了方便的截面拟合公式以及各种束缚-束缚跃迁的振子强度。利用微扰理论研究了有限核质量对辐射吸收截面的影响。

具有磁化包层的中子星的热结构和冷却

Thermal structure and cooling of neutron stars with magnetized envelopes

利用现代物理输入研究了具有磁化包层的中子星的热结构。计算了内部温度（T_i）与局部表面温度（T_i）之间的关系，并用解析表达式拟合了磁场强度B（0 ~ 10^{16} G）和任意磁力线倾角的关系。计算了偶极磁场作用下中子星的光度，并拟合为B、Ti、恒星质量和半径的函数。此外，我们还模拟了具有磁化包层的中子星的冷却。特别是，我们分析了超磁化的信封的磁星和磁场的船帆座脉冲星上的中子和质子超流体的临界温度在其核心的测定的影响。

THERMAL中子星：观察中子星的表面。

THERMAL RADIATION FROM MAGNETIZED NEUTRON STARS: A look at the Surface of a Neutron Star.

ROSAT探测到了附近四颗年轻中子星的表面热辐射。假设黑体发射，观测到的光变曲线的显著脉动可以解释为由于地壳磁场对从热的内部向较冷的表面的热流动的影响而产生的大的表面温差。然而，在Geminga中观察到的调制的能量依赖性与黑体发射是不相容的：这种效应将给我们一个强有力的约束模型的中子星表面。

磁化中子星的模型大气和热谱

Model atmospheres and thermal spectra of magnetized neutron stars

利用X射线仪器对几颗中子星的热表面辐射进行了高光谱、高空间和高时间分辨率的探测。这些观测允许对源的基本性质进行直接研究，但需要模型大气和光谱进行仔细解释。我们描述了一个强大的和可扩展的实现完全线性化计算孤立冷却中子星的光谱的广泛的温度和磁场。在$B \leq 10^{14}$ G.

具有吸积磁化包层的超流中子星的热结构和冷却

Thermal structure and cooling of superfluid neutron stars with accreted magnetized envelopes

利用量子化磁场中等离子体的最新热导率以及强磁场中部分电离氢的状态方程和辐射不透明度，研究了具有吸积物质的磁化包层的中子星的热结构.内部和局部表面温度之间的关系计算和拟合的内部温度，磁场强度，场线之间的角度和法线的表面，表面重力，和吸积材料的质量的解析函数。对于不同的吸积质量、内部温度和磁场强度值，计算了具有偶极磁场的中子星的亮度。利用这些结果，我们模拟了具有磁化吸积包层的超流中子星的冷却。我们考虑慢和快冷却制度，特别注意低质量超流中子星的非常缓慢的冷却。在后一种情况下，冷却强烈影响的磁化吸积信封和中子超流性在恒星地壳的综合作用。我们的结果是重要的解释孤立的中子星最热的年龄，如RX J 0822 -43和PSR B1055-52的观测。

关于强磁化中子星物质在$β$平衡条件下电子/质子只占零朗道能级的问题--反常磁矩的作用

On The Problem with Only Zeroth Landau Level Occupancy of Electrons / Protons in Strongly Magnetized Neutron Star Matter in $β$-equilibrium Condition- The Role of Anomalous Magnetic Moments

结果表明，在$β$ -平衡条件下，强磁化中子星物质中只有零朗道能级被电子占据时，质子和中子物质扇区都是自旋对称的.然而，对中子物质扇区泡利顺磁性的研究表明，这种情况在物理上是不可能的。它也表明，在致密恒星强子物质中的$β$ -平衡在强量子化磁场的存在下，与$σ-ω-ρ$交换型平均场相互作用，并与包括磁偶极矩不允许电子只占据零朗道能级。

差动旋转磁化气体的可压缩性和局部不稳定性

Compressibility and local instabilities of differentially rotating magnetized gas

本文研究了有磁场存在时可压缩圆柱形差动旋转流动的稳定性，并表明可压缩性定性地改变了流动的稳定性。除了众所周知的磁旋转不稳定性，甚至可以发生在不可压缩的流动，存在一个新的不稳定性所造成的可压缩性。新发现的不稳定性的必要条件在实验室和天体物理条件下的各种流动中很容易得到满足，并且读数为$B_{s} B_ϕ Ω' \neq 0$，其中$B_{s}$和$B_ϕ$是径向和方位磁场，$Ω' =d Ω/ds$和$s$是圆柱半径。与只有当$Ω$随$s$降低时才发生的磁旋转不稳定性相反，新发现的不稳定性在任何$Ω'$的符号下都起作用。所考虑的不稳定性，甚至可以出现在一个非常强的磁场，抑制磁旋转不稳定性。

旋转磁化云核中星周磁层形成和演化的约束条件

Constraints on the Formation and Evolution of Circumstellar Disks in Rotating Magnetized Cloud Cores

我们使用磁塌缩模型放置一些约束的形成和角动量演化的星周盘嵌入在磁化云核。先前的模型已经表明，磁化云核的早期演化受双极扩散和磁制动的控制，并且核心采取非平衡扁平外壳的形式，最终动态坍塌形成原恒星。在本文中，我们专注于内部离心支撑盘，这是形成后，只有一个中心的原恒星存在，并从扁平的信封动态吸积增长。我们估计一个离心半径内的旋转，磁化云核质量壳的崩溃。内盘的离心半径通过表征背景介质的两个重要参数与其质量相关：背景旋转速率$\Omb$和背景磁场强度$\Bref$。我们还重新审视了如何快速质量沉积到磁盘（质量吸积率）的问题，并使用几个最近的模型来评论磁化核心的可能结果。我们的模型预测，一个显着的离心盘（远大于恒星半径）将存在于非常早期（0级）阶段的原恒星演化。此外，我们推导出一个上限的磁盘半径，因为它的演变，由于内部扭矩，假设星盘系统保持其质量和角动量，即使大部分的质量转移到一个中心的恒星。

绕轴旋转的磁化丝状分子云的碎裂

Fragmentation of a Magnetized Filamentary Molecular Cloud Rotating around its Axis

研究了自引力磁化对流云在考虑绕轴转动时的动力学不稳定性。我们模型中的惯性云部分是由磁场和旋转来支撑的。假设平衡状态下的密度分布是距轴的径向距离$ ρ_0 (r) \, = \, ρ_{\rm c} \, ( 1 \, + \, r ^2 / 8 H ^2 ) ^{-2} $的函数，其中$ ρ_{\rm c} $和$ H $分别是指定轴上密度和长度尺度的模型参数;假设磁场具有纵向（$z$ -）和方位角（$φ$ -）分量，强度为$ B _0 (r) \, \propto \, \sqrt{ ρ_0 (r) } $。假设旋转速度为$ v _{0φ} \, = \, Ω_{\rm c} \, r \, (1 \, + \, r ^2 / 8 H ^2 ) ^{-1/2} $。数值计算了（1）轴对称$ ( m \, = \, 0 ) $扰动作用于纵向磁场旋转云，（2）非轴对称$ ( m \, = \, 1 ) $扰动作用于纵向磁场旋转云，（3）轴对称扰动作用于螺旋磁场旋转云的增长率和本征函数。增长最快的扰动是一个轴对称的所有模式云研究。它的波长是$ λ_{\rm max} \, \le \, 11.14 \, H $，对于没有磁场的非旋转云来说，波长更短

自引力磁化旋转等温系统的自相似平衡

Self-Similar Equilibria of Self-Gravitating, Magnetized, Rotating, Isothermal Systems

研究了自引力旋转等温系统的自相似平衡模型。在这些模型中，旋转速度是恒定的，密度按$\frac{f(θ, ϕ)}{r^2}$变化，其中$r$和$θ$分别是球半径和共纬度。非轴对称解包含三个自由参数，其中一个参数依赖于旋转速度。这些参数决定了密度分布的总体形状。通过假设磁场的主要分量是纯环向的，并且纯环向磁压力与气体压力之比$α$是空间常数，可以研究推广的轴对称解，从而可以研究磁场的影响。我们发现，只有当转速与声速之比取为$\sqrt{2α}$时，轴对称系统的平衡态才产生椭球或球体。

旋转磁化云中的非定常磁旋过程

Nonstationary magnetorotational processes in a rotating magnetized cloud

我们进行二维数值模拟的旋转磁化气体云的磁旋转爆炸。我们发现，放大的环形磁场由于差异旋转导致的转换的一部分的旋转能量的云的径向动能。对3个初始值的$ξ$（云的磁能与重力能的关系）进行了模拟：$ξ=10^{-2},10^{-4},10^{-6}$。部分物质--云质量的$\sim 7%$（云的最终引力能的$\sim 3.3%$）--得到径向动能，它大于它的势能，可以被抛到无穷远。它携带着云初始角动量的30%。这种效应对于恒星形成过程中的角动量损失和超新星爆炸的磁旋转机制都很重要。在三角形网格上采用拉格朗日二维数值隐式格式进行了数值模拟，并进行了网格重构。

磁化奇异等温环的坍缩：I。非旋转外壳

Collapse of Magnetized Singular Isothermal Toroids: I. Non-Rotating Case

我们研究了非旋转，自引力，磁化，奇异的等温环的崩溃，其特征在于声速，$a$，和水平的磁热支持，$H_0$。与Galli & Shu和其他工作人员以前的处理定性一致，我们发现下落的材料被磁力线偏转到赤道平面，产生高密度，扁平的结构-伪盘。赝盘在径向上动态收缩，将穿过它的场线拖到一个高度收缩的结构中，类似于一个分裂的圆盘。在存在有限电阻率或双极扩散的实际情况下，穿过中平面的相反方向的场线和大的隐含应力可能在磁通量如何损失方面起作用。通过公式$\dot M = (1+H_0)a^3/G$给出了中心区域的下落率，其中$G$是万有引力常量，通过奇异等温球和等轴磁化盘的自相似引力坍缩的半分析研究预测。引入有限的初始旋转导致伪盘和真正的（开普勒）盘形成之间的复杂的相互作用，这是在一个配套文件中检查。

中子星致密磁化电子气的中微子同步辐射

Neutrino synchrotron emission from dense magnetized electron gas of neutron stars

研究了强磁场中相对论简并电子对中微子对的同步辐射。特别注意的情况下，其中占主导地位的贡献来自一个或几个最低的回旋谐波。计算使用精确的量子形式主义和准经典的方法。简单的分析适合中微子同步辐射率的磁化，简并和相对论性的电子气提供的电子填充无论是许多朗道水平或地面水平单独的域中获得。讨论了冷却中子星内部中微子同步辐射能量损失的意义。

快速旋转磁化星盘吸积的螺旋桨区

The Propeller Regime of Disk Accretion to a Rapidly Rotating Magnetized Star

本文首次用轴对称2.5D磁流体动力学模拟方法研究了快速旋转磁化星盘吸积的螺旋桨机制。一个膨胀的、封闭的磁层形成，其中磁场主要是环形的。一小部分恒星的极向磁通量垂直膨胀，形成一个磁主导塔。物质聚集在磁层外的赤道区域，并通过拉长的漏斗流准周期性地吸积到恒星上，导致磁场重新连接。由于封闭的磁层与圆盘的相互作用，恒星向下自旋。对于所考虑的条件，自旋下降扭矩随恒星的角速度ω * 变化，对于固定的质量吸积率，为ω *^1.3。螺旋桨阶段在X射线双星、激变变星和年轻恒星的演化中可能很重要。特别是，它可以解释目前的经典金牛T星的缓慢旋转。

差动旋转磁化超导体的整体模拟：低β纤维和结构电晕的形成

Global Simulations of Differentially Rotating Magnetized Disks : Formation of Low-Beta Filaments and Structured Corona

我们提出的三维全球磁流体动力学（MHD）模拟的帕克剪切不稳定性在一个差动旋转环面最初线程的环形磁场的结果。采用磁化圆环的平衡模型作为初始条件。当$β_0 = P_{\rm gas}/P_{\rm mag} \sim 1$处于初始状态时，磁通量从盘中逃逸，并产生类似于日冕中的环状结构。在圆环内部，非轴对称磁旋转（或Balbus & Hawley）不稳定性的增长产生了磁湍流。磁场线在小尺度下是纠缠的，而在大尺度下则呈现低方位波数螺旋结构。经过几个旋转周期后，系统围绕具有$β\sim 5$的状态振荡。我们发现，磁压占主导地位（$β< 1$）纤维中创建的环面。$β\leq 0.3$为2- 10%的区域的体积填充因子。这种低$β$区域的磁能释放可能导致吸积盘和星系气体盘的剧烈耀斑活动。

具有超热场的磁化旋转等离子体的稳定性

The Stability of Magnetized Rotating Plasmas with Superthermal Fields

在过去的十年中，磁旋转不稳定性是中子星和黑洞周围的弱磁化吸积盘中增强的角动量输运的核心，这一点已经变得很明显。在本文中，我们研究了局部线性稳定性的差分旋转，磁化流和磁旋转不稳定性的演变超过弱场限制。我们表明，当考虑超高温环向场时，压缩性和磁张力的影响，这是相关的环向场线的曲率，应充分考虑。我们证明了在磁场中存在一个强的环形分量起着重要的作用。当考虑强磁场时，环形磁场的强度不仅改变了不稳定模式的增长率，而且还决定了哪些模式会发生不稳定。我们发现，对于旋转配置开普勒定律，磁旋转不稳定性是稳定的，在低波数的环形阿尔芬速度超过几何平均的声速和旋转速度。我们讨论了我们的研究结果的冷，磁主导，旋转流体的稳定性的意义，并认为，对于这些系统，环向场线的曲率不能被忽略，即使被认为是短波长扰动。我们还评论的影响，我们的研究结果的有效性剪切盒模拟中产生的超高温环形场。

旋转磁化星吸积盘的二维和三维MHD模拟：变化性研究

2D and 3D MHD Simulations of Disk Accretion by Rotating Magnetized Stars: Search for Variability

我们进行了二维和全三维磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的恒星与对齐或错位偶极子磁场。我们研究了旋转的平衡态，并从模拟中得出两个主要频率之间的比率：恒星的自旋频率和磁盘的内半径处的轨道频率。在3D模拟中，我们观察到不同的功能相关的非轴对称的磁层流。这些特征可能是高频准周期振荡（QPO）的原因。在低得多的频率下的变化可能与穿过磁盘内部区域的磁通量的重组有关。在进化的推进阶段，这种变异性特别强。

磁化中子星表面凝聚性质的计算及其意义

Cohesive property of magnetized neutron star surfaces: Computations and implications

凝聚态物质在强磁场中的结合能是表征磁化中子星表面的一个基本量。内聚能是指在零压力下将原子从大块凝聚物质中拉出所需的能量。脉冲星和磁星磁层的理论模型依赖于强磁场中表面物质的内聚性质。例如，取决于表面物质的内聚能，脉冲星极冠上方的加速区（“极隙”）可能会形成，也可能不会形成。此外，如果中子星表面发生凝聚，会显著影响孤立中子星的热辐射。我们描述了我们的计算在强磁场中的物质的凝聚力的性质，并讨论了我们的结果的影响，最近的观测中子星表面发射以及检测/未检测到的无线电发射的磁星。

弱磁化中子星大气中的差旋

Differential Rotation in Weakly-Magnetized Neutron Star Atmospheres

弱磁化中子星的大气层在热核X射线爆发时会流体静力膨胀，并有差异地旋转。差异旋转可能与大约十几颗核动力X射线脉冲星所表现出的毫秒爆发振荡的频率漂移有关。在这里，我们分析的线性稳定性，相对于本地的，轴对称的，多扩散的MHD扰动，在不同的高度在中子星的大气中，这种微分旋转。不稳定的磁旋转模式被确定从内到燃烧层以上。增长最快的模式的属性敏感地依赖于局部磁场的几何形状。线性估计表明，由于磁旋转不稳定性的动量输运可以影响大气旋转配置文件的时间尺度相关的爆发振荡。这种输运可能会加强爆发振荡的相干性，并有助于它们的漂移。

旋转磁化云的坍缩和碎裂。I.磁通量-自旋关系

Collapse and Fragmentation of Rotating Magnetized Clouds. I. Magnetic Flux - Spin Relation

我们在三维数值模拟的基础上讨论了分子云核中磁通量密度和角速度的演化。在三维数值模拟中，旋转的磁化云碎裂并坍缩，形成一个非常致密的光学厚度大于5 × 10 ^10 cm^-3的核。随着密度朝着光学厚芯的形成增加，磁通量密度和角速度朝着这两个量之间的单一关系收敛。如果地核是磁主导的，其磁通量密度接近1.5（n/5 × 10^10 cm^-3）^1/2 mG;而如果地核是旋转主导的，其角速度接近2.57 × 10^-3，（n/5 × 10^10 cm^-3）^1/2 yr^-1，其中n是气体的密度。我们还发现，角速度与磁通量密度之比几乎保持不变，直到密度超过5 × 10 ^10 cm^-3。在随后的论文中显示了非常致密的核心的碎裂和碎片流出的出现。

磁化中子星物质的体粘滞系数

Bulk Viscosity of Magnetized Neutron Star Matter

研究了磁场对中子星中核物质体粘滞系数的影响。我们采用相对论平均场论的框架来观测中子星中致密的核物质。首先研究了当磁场不超过将电子限制在最低朗道能级的临界值时的效应。然后，我们考虑的情况下，强磁场来评估粘度的URCA过程，并表明不等式$p_{F}(e)+p_{F}(p)\geq p_{F}(n)$不再需要满足URCA过程进行。

磁化中子星上的吸积流动力学

Dynamics of the Flows Accreting onto a Magnetized Neutron Star

采用基于分裂的修正一阶Godstrom方法数值模拟了磁化中子星表面的非定常柱吸积过程。激波的形成和演化是在吸积速率为10^{15} g/s到10^{16} g/s和表面磁场为5*10^{11} G到10^{13} G的条件下模拟的。得到了等离子体减速的非定常解，吸积流的动能有效地转化为回旋辐射场。流动的无碰撞停止允许相当大一部分的吸积CNO核避免溅射并到达表面。核的存活分数取决于表面磁场，在较低的磁场较高。

致密磁化天体（中子星或白矮星）上的磁层耀斑--宇宙学伽马射线暴模型（GRB）

The Magnetospheric Flare on Compact Magnetized Object (Neutron Star or White Dwarf) - Model for Cosmological Gamma-Ray Burst (GRB)

封闭双星的SN爆发可以产生具有GRB性质的磁层耀斑。SN激波围绕磁化中子星或白矮星的磁层流动，产生一个长10^9厘米、宽10^8厘米的窄磁尾和10^6高斯的磁场。快粒子（洛伦兹因子为10 ^4），通过重联过程在尾部产生，放射性伽马射线的能量为100 KeV - 1 MeV。辐射持续时间T<1秒对应于短GRB。分离后，强大的冲击力会撕裂并加速部分尾部。这是相对论性的强磁化喷流，产生伽马辐射，也产生X射线和光学余辉。这是长（T> 10秒）伽玛射线暴。余辉的持续时间与光子能量成反比，对于光学器件而言，余辉的持续时间长达数月。

强磁化中子星中的量子真空摩擦

Quantum Vacuum Friction in Highly Magnetized Neutron Stars

本文计算了高磁化中子星与量子真空摩擦的能量损失，即量子真空摩擦（QVF）。考虑到光-光相互作用的有效海森堡-欧拉拉格朗日量的单圈修正，我们推导出QVF的解析表达式，使我们能够考虑恒星表面高达$10^{11} $ T的磁场。在强磁场高于QED临界场的磁星中，我们发现QVF引起的能量损失在能量损失过程中占主导地位。这具有重要的后果，特别是对磁场的推断值。这也表明需要独立的测量磁场，能量损失率和制动指数，以充分表征磁星。

强磁化中子星中能存在夸克物质核吗？

Can There be Quark Matter Core in a Strongly Magnetized Neutron Star?

研究了强量子化磁场对中子星核内夸克物质液滴成核和初生夸克相化学演化的影响。夸克相位的表面能是热力学发散的。因此，不可能有一个一阶跃迁到夸克相。然而，除非场强超过$10^{20}$ G，否则金属-绝缘体类型的二级转变是可能的。对新生夸克相化学演化的研究表明，在$β$-平衡时，系统变得能量不稳定。

磁化中子星的轴对称环形模

Axisymmetric toroidal modes of magnetized neutron stars

我们计算了具有固体壳的磁化中子星的轴对称环形模。我们假设恒星内部有一个极向磁场穿过，该磁场在表面与外部偶极场连续，其在磁极处的强度为$B_p$ G。由于分离的变量是不可能的磁化星的振荡，我们采用有限的级数展开的扰动使用球谐函数来表示的角度依赖的振荡模式。对于$B_p\sim 10^{16}$ G，我们发现不同的模式序列，在每一个环形模式的振荡频率缓慢增加的径向节点的本征函数的数目增加。$B_p\sim 10^{16}$ G的环形模的频谱与非磁化模型的地壳环形模的频谱有很大的不同，尽管频率范围彼此重叠。这表明，如果恒星的磁场强度与$B_p\sim 10^{16}$ G一样强，那么基于磁环模式对观测到的QPO进行解释是可能的。

弱磁化差旋转分层流体的局部轴对称扩散稳定性

Local Axisymmetric Diffusive Stability of Weakly-Magnetized, Differentially-Rotating, Stratified Fluids

本文研究了在弱磁场和有限电阻率、粘性和导热系数的情况下，分层的、微分旋转的流体对轴对称扰动的局部稳定性。这是一个推广的Goldreich-Schubert-Schuberke（GSF）双扩散分析磁化和电阻，三扩散的情况下。我们的五阶色散关系承认一个新的分支，它描述了磁化版本的多扩散模式。我们推导出轴对称稳定的无粘和理想导体（双扩散）的限制的必要条件。在每种情况下，圆柱体上的旋转必须恒定，并且角速度必须不随着与旋转轴的距离而减小以获得稳定性，而不管粘性、阻力和热扩散的相对强度如何。因此，在两个双扩散限制，固体旋转勉强满足我们的稳定性标准。弱磁场的作用对得出这些结论至关重要。三重扩散的情况更为复杂，其稳定性标准不容易说明。我们的一般色散关系的数值分析证实了我们的分析双扩散的标准，但也表明，一个不稳定的双扩散的情况下，可以显着稳定的第三个，表面上较弱，扩散过程。我们描述了太阳的上部辐射区的数值应用，并建立它将受到不稳定的多扩散模式，如果中度或强烈的径向梯度的角速度。

高磁化中子星漏斗流吸积和激波产生

Funnel-flow accretion onto highly magnetized neutron stars and shock generation

本文对强磁化中子星上的稳态漏斗流吸积进行了新的研究，包括激波产生的全面处理。作为第一步，我们采用一个简化的模型，考虑牛顿理论内的流动和忽略辐射压力和冷却。该流动从吸积盘开始，然后沿着磁场线，在磁极上形成跨音速漏斗流。在气流的某一点会发生一个静止激波，在此之外，物质会以亚音速的方式以高压和高密度的方式吸积到恒星上。我们计算的位置的驻激波和所有其他功能的流动内的假设，我们的模型。应用观察到的X射线光谱仪进行了讨论。

旋转磁化云的坍缩和碎裂。II。第一核的双星形成和碎裂

Collapse and Fragmentation of Rotating Magnetized Clouds. II. Binary Formation and Fragmentation of First Cores

继论文I之后，本文用三维MHD嵌套网格模拟方法研究了旋转磁化云的演化和碎裂。在等温逃逸坍缩之后，绝热气体在云的中心形成了原恒星的第一核。当等温气体在一个收缩的圆盘中稳定地碎裂时，绝热核常常会碎裂成几个碎片。研究了碎裂和二进制形成的条件。所有显示碎裂的岩心在几何上都很薄，因为直径与厚度之比大于3。发现两种碎裂模式：（1）当薄盘受到离心力的支撑时，盘以环状结构碎裂（环状碎裂）。这在快速旋转的绝热堆芯中实现为Ω>0.2 τ_ff^-1，其中Ω和τ_ff分别表示堆芯的角旋转速度和自由落体时间。(2)另一方面，在等温阶段，对于强磁化或快速旋转的云，盘变形为细长杆。条断裂成2 - 4个片段（条断裂）。即使盘很薄，由磁力或热压力支配的盘也是稳定的，并形成单个致密体。在环形或条形破碎模式中，碎片收缩，并且一对流出物从致密核心附近喷出。在环碎裂过程中，轨道角动量大于自旋角动量。另一方面，在棒碎裂中，碎片通常很快合并，因为在这种情况下，轨道角动量小于自旋角动量。还显示了与观察的比较。

Early optical-IR emission from GRB 041219a: neutron-rich internal shocks and a mildly magnetized external reverse shock

Very early optical and near infrared (IR) emission was discovered accompanying the long gamma-ray burst (GRB) 041219a. We show that the optical/IR flash tracking the gamma-ray lightcurve during the prompt emission could be understood as emission from neutron-rich internal shocks, as has been suggested by Fan & Wei. The early K_s-band afterglow lightcurve after the prompt phase could be well-modeled as the superposition of a reverse shock and a forward shock component. The radio data also support the reverse shock interpretation.

强磁化中子星的大气和光谱-- III。部分电离氢模型

Atmospheres and Spectra of Strongly Magnetized Neutron Stars -- III. Partially Ionized Hydrogen Models

我们构造了处于辐射平衡的磁化中子星的部分电离氢大气模型，其表面场B= 10 ^12 -5 \times 10 ^14 G，有效温度T_eff \sim为几个\times 10 ^5 - 10 ^6 K。这些模型是基于最新的状态方程和磁化，部分电离的氢等离子体，考虑到各种磁性和稠密介质的影响不透明度的结果。大气层直接决定了孤立中子星的热辐射特性。对于B=10^12-10^13 G的模型，由于中性原子的光谱特征位于极紫外和极软X射线能带，因此难以观察。然而，连续通量也不同于完全电离的情况，特别是在较低的能量。对于超强场模型（B \ga 10 ^14 G），我们证明了真空极化效应不仅抑制了质子回旋加速线，而且抑制了由于束缚物种而产生的光谱特征;因此，当中子星磁场为\ga 10 ^14 G时，热辐射中的谱线或特征更难观察。

超流热传导与磁化中子星的冷却

Superfluid Heat Conduction and the Cooling of Magnetized Neutron Stars

我们报道了一种新的中子星壳热传导机制。我们发现，集体模式的超流中子物质，称为超流声子（sPhs），可以影响热传导磁化中子星。当磁场$B \gsim 10^{13}$ G.在密度为$ρ\simeq 10^{12}-10^{14} $ g/cm $^3$时，由sPh引起的电导率显著大于由晶格声子引起的电导率，并且与温度为$\simeq 10^8$ K时的电子电导率相当。这种新的热传导模式可以限制高磁化中子星表面的各向异性。磁化中子星在有和没有超流热传导的情况下的冷却曲线可以显示出观测上明显的差异。

广义相对论中慢转磁化中子星的定常电磁场

Stationary Electromagnetic Fields of a Slowly Rotating Magnetized Neutron Star in General Relativity

根据Rezzolla，Ahmedov和Miller（MNRAS，322，723 2001）提出的一般形式，我们在这里推导了一个慢旋转高导磁化中子星的内外背景时空中电磁场方程的解析解。假设这颗恒星是孤立的，处于真空中，偶极磁场与旋转轴不一致。我们的结果表明，一个缓慢旋转的中子星的电磁场的修改所产生的单极和偶极部分的引力场的广义相对论效应。这里提出的结果与Rezzolla，Ahmedov和Miller（MNRAS，322，723 2001）讨论的结果不同，主要在于我们认为内部磁场是偶极的，与外部磁场具有相同的径向依赖性。虽然这一假设可能并不现实，但它应该被视为我们的形式主义在文献中经常讨论的情况下的应用。

中子星的非理想强磁化等离子体及其电磁辐射

Nonideal strongly magnetized plasmas of neutron stars and their electromagnetic radiation

本文研究了构成磁性中子星外层的非理想强磁化等离子体的状态方程、极化和辐射性质。对部分电离的氢大气和这些恒星的凝聚氢或铁表面进行了详细的计算。这是astro-ph/0511803的姊妹篇

强磁化中子星物质的冷理想状态方程：对μ介子产生和π介子凝聚的影响

Cold ideal equation of state for strongly magnetized neutron-star matter: effects on muon production and pion condensationn

具有非常强的表面磁场的中子星被认为是观测到的软伽马中继星（SGR）的起源地。本文研究了这种强磁场对磁化中子星（磁星）性质和内部结构的影响。研究了在有和没有反常核子磁矩的情况下，在磁场中简并平衡理想中子-质子-电子气体的性质。足够强的磁场的存在改变了质子与中子的比率以及中子滴密度。我们还研究了在强磁场中μ子和π凝聚的出现。我们讨论了磁星内部的玻色子凝聚可能是SGR源的可能性。

磁化、差速旋转中子星的演化：完全广义相对论的模拟

Evolution of magnetized, differentially rotating neutron stars: Simulations in full general relativity

我们研究了磁场对差异旋转中子星演化的影响，这种差异旋转中子星可以在星核坍缩或双星中子星合并过程中形成。磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）都重新分配角动量;演化的结果取决于恒星的质量和自旋。模拟进行了轴对称使用我们最近开发的代码集成耦合Einstein-Maxwell-MHD方程。对于初始数据，我们考虑三类差分旋转，平衡配置，我们标记正常，超大质量和ultraspinning。超大质量恒星的静止质量超过了匀速旋转的质量极限。超自旋恒星不是超大质量的，但其角动量超过了在相同静止质量下匀速旋转的最大值。我们表明，一个正常的恒星将演变成一个均匀旋转的平衡配置。一颗超自旋恒星演化到一个平衡态状态，由一个几乎均匀旋转的中心核心组成，核心周围是一个沿磁场线以恒定角速度差速旋转的环面，因此差速旋转停止缠绕磁场。此外，最终状态相对于MRI是稳定的，尽管其具有差分旋转。对于超大质量中子星，磁流体驱动的角动量输运导致了核的灾难性坍缩。由此产生的旋转黑洞被一个热的、大质量的、磁化的、经历准静止吸积的环面所包围，磁场沿着自旋轴准直--这是一个很有希望的短伽马射线暴的中心引擎的候选者。（节录）

慢转和差速磁化中子星的广义相对论模拟

General Relativistic Simulations of Slowly and Differentially Rotating Magnetized Neutron Stars

我们提出了长期（~10^4 M）的轴对称模拟的差异旋转，磁化中子星在慢旋转，弱磁场限制使用微扰度规演化技术。虽然这种方法产生的结果相比，通过非微扰（BSSN）进化技术，微扰度量求解器进行的模拟需要约1/4的计算资源，在给定的分辨率。这种计算效率使我们能够以非常高的分辨率观察和分析磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）的影响。我们的模拟结果表明：（1）只有当最快增长模式的波长被超过10个网格点分辨时，才能观察到MRI;（2）随着分辨率的提高，MRI增长率收敛，但由于MRI的小尺度湍流性质，最大增长幅度增加，但即使在最高分辨率下也不表现出收敛;（3）与分辨率无关，当能量被缠绕的磁场从差动旋转中消耗掉时，磁制动驱动恒星朝向均匀旋转。

磁化中子星双星系统中量子真空透镜的观测

Observing Quantum Vacuum Lensing in Magnetized Neutron Star Binary System

本文研究光在磁化中子星附近的传播。由于在存在磁场的情况下量子真空的光学性质，背景天体发射的光发生偏移，从而产生与引力现象相同的现象。我们给出了这种效果的定量估计，我们讨论了它的观察的可能性。我们发现，这种效果可以检测到最近发现的双中子星系统J 0737 -3039的演变监测。

非对称性对磁化原中子星的影响

The influence of asymmetry on a magnetized proto-neutron star

利用相对论平均场论（RMF），研究了质子分数的变化对原中子星参数和组成的影响，质子分数的变化与中子过剩和系统的不对称性直接相关。得到的状态方程的形式允许构建质量半径关系，并表明，增加不对称性创造更多的紧凑型恒星。δ介子与非线性矢量介子相互作用项和磁场一起的加入使这种效应更强。

磁化白矮星和中子星的轴子回旋辐射率

Axion cyclotron emissivity of magnetized white dwarfs and neutron stars

对于任意磁场强度B，导出了磁化电子气发射轴子a由于过程$e^- \to e^- +a$的能量损失率。要求强磁化中子星的轴子光度小于中微子光度，我们得到的约束$g_{ae}\lsim 10^{-10}$的轴子电子耦合常数。这个极限比Borisov和Grishina用同样的方法推导出的界限要弱得多。将类似的论点应用于磁性白矮星，会得到更严格的$g_{ae}\lsim 9x10^{-13} (T/10^7 K)^{5/4} (B/10^{10} G)^{-2}$束缚，其中T是白矮星的内部温度。

磁化超大质量中子星坍缩：短硬伽玛暴的候选中心引擎

Magnetized Hypermassive Neutron Star Collapse: a candidate central engine for short-hard GRBs

超大质量中子星（HMNSs）是由快速的差速旋转支撑的平衡构型，可能是双中子星合并的瞬态残留物。虽然HMNS是动态稳定的，但诸如粘性或磁场的长期效应倾向于使HMNS均匀旋转，从而导致坍缩。我们模拟的演变磁化HMNS轴对称使用代码，解决了爱因斯坦-麦克斯韦-MHD方程组。我们发现，磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）都有助于最终崩溃的HMNS旋转黑洞周围的大质量，热吸积环面和准直磁场。这样的热环面以中微子的形式强烈辐射，由此产生的中微子-反中微子湮灭可以为短硬伽马射线暴提供动力。

慢转磁化中子星的广义相对论电磁场。I.方程的公式化

General Relativistic Electromagnetic Fields of a Slowly Rotating Magnetized Neutron Star. I. Formulation of the equations

本文给出了慢旋转磁化中子星内外背景时空中麦克斯韦方程组的解析解。这颗恒星被认为是孤立的，处于真空中，偶极磁场与旋转轴不一致。相对于平坦时空的解，广义相对论引入了与引力场的单极和偶极部分相关的修正。特别是，我们表明，在无限的电导率的情况下，由于参考系的拖动广义相对论修正是存在的，但只有在电场的表达式。然而，在有限电导率的情况下，由于时空曲率和参考系的拖曳引起的修正在感应方程中出现。这些修正可能与类星体和磁星的磁场演化有关。所发现的解，虽然是通过一些简化的假设得到的，但反映了一个相当一般的物理结构，因此可以用于各种天体物理情况。

广义相对论中磁化超大质量中子星的坍缩

Collapse of magnetized hypermassive neutron stars in general relativity

超大质量中子星（HMNSs）--由快速差速旋转支撑的平衡构型--可能是双中子星合并的瞬态残留物。使用新开发的代码在动态时空的磁流体动力学模拟，我们能够跟踪的磁化HMNS在充分的广义相对论的演变。我们发现由于磁制动和磁旋转不稳定性引起的长期角动量输运导致HMNS坍缩成旋转黑洞，并伴随着引力波爆发。初生黑洞被一个正在准静态吸积的炽热大质量环面和一个准直磁场所包围。这种情况表明，HMNS坍缩可能是短伽马射线暴的中心引擎。

广义相对论中磁化超大质量中子星的坍缩：盘演化和外流

Collapse of magnetized hypermassive neutron stars in general relativity: Disk evolution and outflows

研究了磁化超大质量中子星坍缩成黑洞自洽形成的吸积盘的轴对称演化。这样的恒星可以在双星中子星合并后出现。它们是差动旋转的，动态稳定的，并且具有超过均匀旋转的质量限制的静止质量。然而，超大质量中子星由于磁流体驱动的角动量输运，是长期不稳定的坍缩。在这个过程中形成的旋转黑洞被一个热的、大质量的、磁化的环面和一个沿自旋轴准直的磁场所包围。该系统是短硬伽马射线暴（GRB）中心引擎的候选者。我们的代码集成耦合Einstein-Maxwell-MHD方程，并用于跟踪磁化超大质量中子星模型在完全广义相对论中的坍缩，直到时空稳定到准稳态。然后，我们采用考林近似，其中的时空是冻结的，以跟踪随后的演变的磁盘。这种近似使我们能够极大地扩展磁盘的演变和研究由此产生的外流，这可能是相关的伽玛暴的产生。我们发现，当一个刚性的状态方程假设为低密度磁盘材料，外流被抑制，是敏感的初始磁场配置。

强磁化冷却中子星氢大气的状态方程和不透明度

Equation of state and opacities for hydrogen atmospheres of strongly magnetized cooling neutron stars

我们研究了温度T = 10^{5.5}-10 6. 5} K，磁场B = 10^{12}-10 13} G的部分电离氢等离子体，这是典型的孤立中子星光球。本文建立了等离子体自由能的解析模型，导出了用于计算不透明度的广义Saha方程。

超新星遗迹中高磁化初生中子星的引力辐射

Gravitational radiation from highly magnetized nascent neutron stars in supernova remnants

我们考虑了高磁化中子星在超新星中诞生后在超临界流中的自旋演化。强磁场的存在会使恒星变形，如果磁场的对称轴与恒星自转的对称轴不重合，恒星就会发射引力波。在这里，我们研究的引力辐射的可能性，从这样的恒星时，有一个超临界流入到它。恒星的配置是轻微的变形远离球形的强烈磁场，恒星的旋转角频率是由吸积力矩和磁偶极子辐射之间的平衡。给出了这类系统引力辐射特征振幅的估计。（摘要摘录）

磁化中子星的二维冷却

2D Cooling of Magnetized Neutron Stars

背景：许多热发射孤立中子星的磁场大于10 ^13 G。应重新考虑包含高磁场的现实冷却模型。目的：研究各向异性温度分布和焦耳加热对磁化中子星冷却的影响。研究方法：二维热传导方程的各向异性的热导率张量，并包括所有相关的中微子发射过程求解的中子星内部和地壳的现实模型。结果如下：磁场的存在对中微子冷却早期和光子冷却晚期的热表面分布和冷却历史都有显著的影响。结论：焦耳加热对强磁化中子星的热演化有很大的影响。磁场和焦耳加热都在使磁星长时间保持温暖方面起着关键作用。此外，这种效应对中等场中子星是重要的，在射电宁静的孤立中子星或高磁场射电中子星中应加以考虑。